Vlastnosti velmi husté jaderné hmoty se dají studovat pomocí detailního určování průměru, hmotnosti i chování neutronových hvězd. Například lze využít měření frekvence rotace těchto hvězd, které pozorujeme v podobě pulsů pulsarů v radiové oblasti i v dalších oblastech elektromagnetického spektra. Další možností je studium průběhu výbuchu supernov. V pozemských laboratořích můžeme velmi hustou jadernou hmotu vyprodukovat pomocí srážek těžkých jader urychlených na rychlosti blízké rychlosti světla. Velice důležité informace může přinést i zkoumání rentgenového záření vyzařovaného pulsary.
Zařízení NICER
Zařízení NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) je rentgenový dalekohled pro zkoumání měkkého rentgenového záření s energií mezi 0,2 až 12 keV z vesmírných objektů. Významné je velice dobré časové rozlišení u tohoto přístroje, který zároveň získává spektrum rentgenového záření. Je instalován na mezinárodní vesmírné stanici ISS. Tam jej dopravila raketa Falcon-9, která startovala 3. června 2017.
Platforma, na které je dalekohled umístěn, umožňuje přesné zacílení a dlouhodobě umožňuje zkoumání celé oblohy. Zároveň zařízení testuje možnosti využít při navigaci ve vesmíru pulsary. Při něm se využívá toho, že pulsary mají extrémně stabilní a přesně pravidelné pulsy. Fungují tak zároveň jako velmi přesné hodiny a majáky, které umožňují určit polohu v celé Sluneční soustavě i v jejím okolí. Využívá tak zařízení jako SEXTANT (Station Explorer for X-ray Timing and Navigation Technology). Jak bylo zmíněno, dosahuje velmi vysoké přesnosti určení času příletu rentgenového fotonu, nejistota je menší než 100 ns. Přesné měření času příchodů fotonů rentgenového spektra a srovnání s předpovězenými pro různé pulsary v různých směrech umožňuje z rychlosti světla určit polohu a její změny. Pulsary tak díky přesnému určení směru a vzdálenosti umožňují navigaci podobnou GPS v celé Sluneční soustavě i v mezihvězdném prostoru. Už v prvních dnech fungování se podařilo prokázat, že lze dosáhnout přesnosti určení polohy lepší, než je 10 km. Mohlo by to znamenat revoluci v navigaci našich výbojů ve Sluneční soustavě i za jejími hranicemi.
Teleskop XTI (X-ray Timing Instrument) je složen z 56 koncentrátorů rentgenového záření a křemíkové polovodičové detektory, které určují čas a energii každého příchozího rentgenového fotonu. Na palubě je i GPS přijímač umožňující určení času a polohy. Optický systém pak umožňuje velice přesné a stabilní zacílení teleskopu směrem k vybranému zdroji rentgenového záření. Během jednoho oběhu stanice ISS, který trvá zhruba 90 minut, pozoruje rentgenový teleskop dva až čtyři objekty.
Cíle výzkumu neutronových hvězd
V pozorované oblasti rentgenového spektra vyzařuje pulsar dvěma základními procesy. Jedním z nich je tepelné záření povrchu neutronové hvězdy rozpálené na teploty miliony stupňů. Druhým zdrojem je silné magnetické pole neutronové hvězdy. Elektrony jsou lehké nabité částice. Ty, pokud se pohybují v silném magnetickém poli, vyzařují takzvané synchrotronové záření. Jeho spektrum právě u neutronových hvězd, které mají velmi vysokou intenzitu magnetického pole a zároveň zde existují procesy urychlující elektrony i na velmi vysoké energie, se táhne až do oblasti rentgenového i gama záření.
Právě velmi přesné měření rychlých změn jasnosti i v rentgenové oblasti spektra umožňuje velice přesně určovat poloměr a hmotnost neutronových hvězd. A právě závislost poloměru neutronové hvězdy na hmotnosti umožňuje určit stlačitelnost jaderné hmoty a její stavovou rovnici. S rostoucí hmotností roste gravitační síla a míra tlaku na hmotu uvnitř neutronové hvězdy. Čím je hmota méně stlačitelná, tím větší poloměr si pro danou hmotnost udrží.
Další pozorování, která mohou něco říci i o stlačitelnosti jaderné hmoty, je studium chování a rychlosti rotace, tedy frekvence pulsů, milisekundových pulsarů. Ty mají extrémně krátké periody rotace, které se blíží až hodnotě jedné milisekundy. Navíc se jejich frekvence udržuje s extrémní přesností, takže fungují jako nejpřesnější přírodní hodiny. Jaká může být nejrychlejší rotace těchto pulsarů, aniž by je odstředivé síly roztrhaly, závisí také na stavové rovnici jaderné hmoty, a tedy její stlačitelnosti. Milisekundové pulsary vznikly v případě, že se neutronová hvězda vyskytovala ve dvojhvězdě spolu s hvězdou, která byla blízko ní a dostala se do fáze rudého obra. V takové situaci může dojít k tomu, že hmota přetéká z obří hvězdy na neutronovou a přenáší na ní moment hybnosti, který zrychluje její rotaci. Hledání co nejrychlejších binárních pulsarů je úspěšné právě v oblasti rentgenového záření.
Zároveň je velice důležité studium dlouhodobých změn a vývoje rotace zmíněných milisekundových pulsarů. K prodlužování jejich periody by mělo docházet i vyzařováním gravitačních vlna. Zároveň je stabilita jejich periody klíčová pro jejich využití jako velmi přesných hodin i pro zmíněnou vesmírnou navigaci.
Zařízení také přispěje ke studiu periodické pulsace a změny jasnosti v rentgenové oblasti u systémů, které obsahují neutronovou hvězdu, v stabilním i přechodovém stádiu. Studují se také vzplanutí těchto systémů a skoky v periodě způsobené dynamickými procesy, termojadernými explozemi na povrchu neutronové hvězdy a otřesy pocházející z vzájemných posunů a interakce jednotlivých vrstev v jejich supratekutém nitru složeném z jaderné hmoty.
Změny intenzity a spektrum rentgenového záření nám také ukazuje mechanické a tepelné vlastnosti povrchu neutronové hvězdy. Umožňuje analyzovat i hvězdotřesení, které také dává informaci o nitru neutronové hvězdy.
Nakonec lze testovat záření v různých oblastech elektromagnetického spektra v intenzivních magnetických a gravitačních polích.
Pozorování nejtěžší známé neutronové hvězdy PSR J0740+6620
Nedávno byly prezentovány výsledky studia pulsaru PSR J0740+6620 teleskopem NICER. Jde o nejhmotnější neutronovou hvězdu, kterou známe. Je třeba připomenout, že pro přesné určení hmotnosti hvězdy potřebujeme, aby se vyskytovala ve dvojhvězdě. V tomto případě je neutronová hvězda v binárním systému s bílým trpaslíkem s heliovou atmosférou. Dvojhvězda se nachází v souhvězdí Žirafy a je ve vzdálenosti větší než 3 600 světelných let od nás. Chladnoucí pulsar rotuje 346krát za sekundu a jeho existence byla objevena v roce 2019. Předchozí měření vedla k hmotnosti neutronové hvězdy 2,14 hmotnosti Slunce. Nejistota určení hmotnosti je menší než 10 %. Hmotnost bílého trpaslíka je 0,26 hmotnosti Slunce.
Neutronové hvězdy jsou koncovým stadiem hvězd. Jde o výsledek kolapsu nitra velmi hmotných hvězd, které končí v jasu výbuchu supernovy. Hmotnost neutronové hvězdy je okolo 1,5 hmotností Slunce a poloměr okolo 10 km. U bílého trpaslíka odolává hmota gravitačnímu kolapsu pomocí degenerovaného elektronového plynu. Připomeňme, že poloměr bílého trpaslíka je blízký poloměru země.
Pokud toto nestačí a hmotnost kolabujícího nitra hvězdy překoná jistou hranici, která je okolo 1,4 hmotností Slunce a označuje se jako Chandrasekharova mez, hroutí se dále a vzniká neutronová hvězda. Ta kolapsu odolává pomocí degenerovaného neutronového plynu. V tomto případě tak jde o jadernou hmotu, která však obsahuje pouze neutrony. Pokud je hmotnost vyšší než určitá hodnota, nevydrží tlak gravitace ani jaderná hmota a dojde ke zhroucení do černé díry.
Přesná hodnota této meze závisí právě na stlačitelnosti, a tedy i stavové rovnici, jaderné hmoty. Připomeňme, že stavová rovnice ukazuje na vztah termodynamických veličin, kterými jsou hustota, tlak a teplota. Nejznámější je asi stavová rovnice ideálního plynu, která popisuje chování klasické hmoty v plynné podobě.
Předpokládá se, že neutronové hvězdy mají relativně složitou slupkovou strukturu. Na povrchu je tenounká atmosféra z vodíku a hélia, která leží na pevné kůře složené z těžších prvků. Rychle se zvyšující tlak při postupu do větší hloubky vede napřed vytrhává elektrony z atomů a poté uvolňuje protony a neutrony z jader. Při ještě vyšším tlaku dochází ke splynutí protonů s elektrony za vzniku neutronů. Dostaneme tak neutronovou kapalinu, jejíž hustota může dosáhnout až dvojnásobku hustoty atomového jádra. I když v ní mohou být i příměsi protonů i jiných částic. Připomeňme, že hustota atomového jádra dosahuje řádově hodnoty až 1018 kg/m3. Otázka, jak vypadá jaderná hmota v úplném nitru neutronové hvězdy je zatím otevřená. Část neutronů se zde může přeměnit třeba na podivné lambda hyperony.
Dokonce je i možnost, že se uvolní kvarky, které protony, neutrony i lambda hyperony tvoří, a dostaneme systém volných kvarků a gluonů. Gluony jsou částice, které zprostředkují silnou interakci držící kvarky v neutronech nebo protonech. Takový systém volných kvarků a gluonů se označuje jako kvark-gluonové plazma. A právě relativně chladné kvark-gluonové plazma by mohlo tvořit nitro neutronových hvězd. Předpokládá se, že ve formě kvark-gluonového plazmatu byla hmota ve velmi raném vesmíru v době do 10 mikrosekund po Velkém třesku. Ta však byla naopak extrémně horká.
V neutronových hvězdách, které mají malou hmotnost a jsou blízko dolní limity okolo 1,4 hmotnosti Slunce, by podle současných modelů tlaky v nitru neměly dosahovat takových hodnot, aby došlo k přeměně neutronů na hyperony nebo dokonce ke vzniku kvark-gluonového plazmatu. V jádrech velmi těžkých neutronových hvězd, jako je právě PSR J0740+6620 by však mohly tlaky dosahovat hodnot potřebných ke vzniku těchto exotických extrémních stavů jaderné hmoty.
A právě přesné měření hmotnosti a poloměru u masivních neutronových hvězd by mohlo ukázat, jaká forma jaderné hmoty je v jejich nitru. Pokud bude poloměr pro danou hmotnost menší, bude to známkou, že je jádro hvězdy z kvark-gluonového plazmatu.
Měření preferuje méně stlačitelnou jadernou hmotu
Zařízení NICER pozoruje rentgenové záření z rychle rotujících neutronových hvězd – pulsarů. Na jejich povrchu se tvoří horká skvrna, která vyzařuje rentgenové záření, které pak jako maják periodicky „osvětluje“ Zemi. Vznikají tak periodické záblesky v oblasti spektra, které NICER pozoruje. Zároveň formu záblesku velice silně ovlivňuje velice intenzivní gravitační pole, které v okolí neutronové hvězdy je a velice významně zakřivuje časoprostor v jejím bezprostředním okolí. Do teleskopu se tak nedostávají rentgenové fotony jen v době, kdy horká skvrna otočená k Zemi, ale i ty, které byly vyzářeny v době, kdy mířila jiným směrem, ale zakřivení prostoročasu změnilo jejich let do směru k Zemi. Pulsar tak vypadá větší, než ve skutečnosti je. Tento efekt může být tak intenzivní a změna směru dráhy fotonů tak velká, že rentgenové záření během jeho rotace nikdy úplně nezmizí.
Díky zmiňovanému velice přesnému určení příletu fotonu u teleskopu NICER lze velice přesně analyzovat průběh změny intenzity rentgenového záření během rotace neutronové hvězdy. To, jaké je zakřivení prostoročasu v blízkosti povrchu neutronové hvězdy a tím i průběh změn intenzity rentgenového záření závisí na hmotnosti hvězdy a jejím poloměru. Pokud hmotnost neutronové hvězdy známe, můžeme z průběhu změn intenzity rentgenového záření během její rotace určit její rozměry.
Právě takovou studii realizovaly pro pulsar PSR J0740+6620 nezávisle s využitím dat z teleskopu NICER dvě vědecké skupiny. Při analýze je potřeba využít jisté teoretické předpoklady a modely. Každá ze skupin využila trochu jiný modelový přístup. Jejich výsledky jsou však ve velmi dobré shodě a souhlasí v mezích pozorovacích nejistot. První skupina určila průměr objektu na 24,8 km a druhá pak na 27,4. V mezích jedné standardní odchylky se pak v prvním případě pohybuje průměr v rozmezí 22,8 až 27,4 km a v druhém pak mezi 24,4 až 32,6 km. Je vidět, že se výsledné rozměry obou skupin velice dobře překrývají. V analýze byly využity i měření rentgenového záření satelitu XMM-Newton společnosti ESA. Ten pomohl určit šum pozadí.
Zmíněná hmotnost pulsaru PSR J0740+6620 byla určena pomocí dřívějších měření severoamerického radioteleskopu NANOGrav, která se snaží velice přesným měřením času příchodů signálů z různých pulsarů detekovat nízkofrekvenční gravitační vlny. Zároveň však tato extrémně přesná časová měření umožňují analyzovat oběh pulsaru v dvojhvězdném systému a určit jeho hmotnost.
Již v roce 2019 byla pomocí dat z teleskopu NICER a dalších přístrojů určena hmotnost a rozměr pulsaru PSR J0030+0451. V tomto případě je hmotnost neutronové hvězdy 1,4 hmotnosti Slunce a její průměr 26 km. I když je hmotnost pulsaru PSR J0740+6620 téměř o 50 % vyšší, jeho rozměr je blízký méně hmotnému pulsaru PSR J0030+0451. To je větší výzvou pro modely, které vedou k více stlačitelné hmotě, a naopak preferuje formy hmoty, která je velmi málo stlačitelná. Problémem je to tak právě pro exotičtější formy hmoty, jako je například kvark-gluonové plazma. Zároveň to ukazuje na stavovou rovnici neutronové kapaliny s menší stlačitelností.
Vzhledem k nejistotám v určení hmotnosti i průměru lze zatím těžko s konečnou platností určit složení této jaderné hmoty a její stavovou rovnici. Ovšem každý z budoucích modelů bude muset výsledky těchto měření reflektovat.
Výsledky teleskopu NICER jsou velkým příslibem do budoucnu. Zpřesňování měření hmotnosti a rozměrů stále většího počtu neutronových hvězd by mohlo již brzy rozhodnout, která představa o složení nitra neutronových hvězd je reálná. Velice zajímavé bude i srovnání s výsledky získávané studiem velmi husté jaderné hmoty ve srážkách těžkých jader v pozemských laboratořích. Tento směr výzkumu a jeho vztah ke studiu hmoty uvnitř supernov, neutronových hvězd a raném vesmíru je populárně popsán v několika článcích (zde, zde a zde). Je však třeba mít na paměti, že složení, hustoty i teploty jaderné hmoty vzniklé při srážkách urychlených těžkých jader jsou jiné, než je tomu u neutronových hvězd.
Video: Neutronové hvězdy
Video: Pulsary a neutronové hvězdy